X-ray flare oscillations track plasma sloshing along star-disk magnetic tubes in Orion star-forming region
脉冲X射线发射跟踪等离子体回波在一个非常长的磁管，耀斑在猎户座前主序星（PMS）。在太阳上，耀斑持续几分钟到几个小时，持续时间最长的通常涉及封闭磁管的拱廊。在PMS星中观测到了持久的X射线耀斑。钱德拉星上的高级CCD成像光谱仪（ACIS）从猎户座星团PMS星观测到的长达一天的耀斑的光变曲线中检测到大振幅（~20%）长周期（~3小时）脉动。对V772 Ori和OW Ori上观测到的两个耀斑的详细流体动力学模拟表明，这些脉动可能会跟踪由足够短（约1小时）的热脉冲触发的沿单个长磁管的等离子体晃动。这些磁管的长度（>= 20个太阳半径）足以将恒星与周围的圆盘连接起来。
2018-02-14 astro-ph.SR
Plasma heating in the very early and decay phases of solar flares
在本文中，我们分析了两个单圈太阳耀斑的能量收支的假设下，非热电子是唯一的来源，在所有阶段的等离子体加热的事件。2002年9月20日和3月17日，Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和地球同步业务环境卫星（GOES）分别观测到了耀斑。对于这两个研究的耀斑，我们推导出的能量通量包含在非热电子束从RHESSI观测数据约束观测到的GOES光变曲线。我们发现，非热电子提供的能量完全足以满足两个耀斑的预热和脉冲阶段以及其中一个的衰变阶段的等离子体的能量预算。我们的结论是，在调查耀斑的情况下，没有必要使用任何额外的特设加热机制以外的非热电子加热。
2011-03-17 astro-ph.SR
Locating Hot Plasma in Small Flares using Spectroscopic Overlappogram Data from the Hinode {\it EUV} Imaging Spectrometer
与“标准”耀斑模型相关的关键过程之一是色球蒸发，这是一个通过在耀斑足点处的能量沉积而加热到高温的等离子体被向上驱动到日冕中的过程。尽管经过几十年的研究，仍然存在一些悬而未决的问题，包括在此过程中产生的等离子体与早期“超热”等离子体的观测之间的关系。Hinode/EIS有一个宽槽，常用作He II发射谱带的耀斑触发器。一旦强度超过阈值水平，研究切换到聚焦于张开区域的研究。然而，当强度不足以达到耀斑触发阈值时，这些数据集在整个耀斑期间可用，并在大视场内提供高节奏的光谱观测。我们使用一分钟的节奏数据从两个这样的研究C4.7耀斑和C1.6耀斑探测热Fe XXIV等离子体和RHESSI和XRT观测到的等离子体之间的关系，以跟踪发射来自哪里，当它开始。虽然空间和光谱信息合并在宽缝数据，它仍然是可能的提取时，热等离子体出现使用Fe XXIV光谱图像。也可以从EIS数据中获得光谱纯的Fe XXIV光变曲线，并将其与硬X射线的光变曲线进行比较，从而全面探索热发射的演变。Fe XXIV的发射峰值正好在硬X射线光变曲线的峰值之后;与能量转移到低层大气后加热等离子体蒸发的起源一致。在RHESSI峰值温度中还发现了C4.7耀斑的峰值，该峰值发生在硬X射线峰值之前。这表明热等离子体发射的第一个峰值可能与能量释放过程直接相关。
2020-03-05 astro-ph.SR
Long-Duration Nonthermal Motions in the Supra-Arcade and Loop-Top Region During an Eruptive Solar Flare
该研究通过IRIS和SDO/AIA观测发现，X级耀斑缓变相期间弧顶上方和环顶区域存在持续的非热运动，可能源于磁重联产生的湍流，并有助于维持耀斑等离子体的高温。
2025-05-25 astro-ph.SR
Non-Equilibrium Ionization Plasma During Large Solar Limb Flare Observed by Hinode/EIS
这项关于等离子体加热的研究考虑了2017年9月10日由Hinode/EIS观测到的大太阳耀斑期间的时间依赖性电离过程。所观察到的FeXXIV / FeXXIII的比例增加下游的重联流出，它们是一致的随时间变化的电离效应在恒定的电子温度Te = 25 MK。此外，这项研究还表明，非热速度，这可能与湍流速度，沿下游的重联流出显着减少，即使考虑随时间变化的电离过程。
2021-05-31 astro-ph.SR
Flare Kernels May be Smaller than You Think: Modelling the Radiative Response of Chromospheric Plasma Adjacent to a Solar Flare
太阳耀斑的数值模型通常侧重于直接加热耀斑模型的行为，采用磁场对齐，平面平行的方法。通过对耀斑进行高空间和光谱分辨率的地面光学观测，了解这些强加热体周围等离子体的响应也是至关重要的。本文采用二维辐射转移模型，并考虑模型中原子能级布居和电子密度随时间变化的解，研究了耀斑等离子体加热柱产生的极端辐射场对邻近色球等离子体平板的影响。H $α$和Ca II 854.2 nm从我们的板合成的出射光谱显示显着的空间，时间和波长相关的变化（增强和减少）的线芯，扩展到非耀斑板由于从耀斑边界的入射横向辐射场的顺序1微米。这可能导致显着高估的直接加热耀斑内核的大小，如果使用线芯观测。然而，光场本身并不足以驱动连续谱强度的任何显著变化，因为它们形成的典型光球深度，所以连续谱源的大小不会明显增加。我们表明，线形成区域附近的耀斑边界可以向上驱动高度超过1毫米，尽管主要的热力学参数（电子密度以外）被保持水平均匀。这项工作表明，在简单的模型，这些影响是显着的，应进一步考虑在未来的耀斑建模和解释。
2022-09-07 astro-ph.SR
Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration
我们介绍了对SOL 2015 -03-15 M1.2耀斑的研究，揭示了极性反转线（PIL）中剪切扭曲磁结构中的电子加速和等离子体加热。范围是使非热电子动力学和等离子体加热的高应力磁回路中的PIL相互作用的分析，通过使用X射线，微波，紫外线和光学观测。研究发现，PIL中能量释放的最可能的情形是扭曲的磁通量绳中低位（光球层以上3 μ m）磁环之间的系链切割磁重联。高能电子与最硬的光谱出现在等离子体加热到40 MK的超热温度的开始。这些电子被定位在具有大约1200 G的高平均磁场的宽度为大约0.5 μ m的薄磁通道中。在超热区域中的等离子体β小于0.01。加速电子的密度估计约为10^9 cm^-3，远小于超高温等离子体的密度。非热电子的能量密度通量估计高达3 × 10^12尔格·cm^-2·s ^-1，这比目前可用的辐射流体动力学模型要高得多。这些结果表明，需要发展新的自组成耀斑模型，再现PIL中的3D磁重联与强磁场，能量释放的空间分布，形成高能量密度的非热电子布居和超热等离子体的出现。
2018-05-15 astro-ph.SR
Transient Inverse-FIP Plasma Composition Evolution within a Confined Solar Flare
了解太阳日冕中元素丰度的变化，可以深入了解物质和能量如何从色球层流入日光层。观测到的变化取决于太阳大气层主要元素的第一电离势（FIP）。高FIP元素（>10 eV）维持日冕中光球层的丰度，而低FIP元素的丰度增加。相反，反FIP（IFIP）是指高FIP元素的增强或低FIP元素的耗尽。我们使用空间分辨的光谱观测，特别是Ar XIV/Ca XIV强度比，从日出的极紫外成像光谱仪调查的分布和演化的等离子体成分在两个封闭的耀斑在一个新出现的，高度剪切的活动区域。在第一次耀斑的衰减阶段，耀斑带上的斑块从FIP效应演化为IFIP效应，而耀斑环顶则表现出较强的FIP效应。然后，斑块和环的组成朝着耀斑前的基础状态发展。我们提出了一个解释如何耀斑在股的高度剪切新兴磁场可以导致耀斑调制IFIP等离子体组成的合并的阴影是由耀斑带状交叉。次表面之间的重新连接的聚结的阴影导致的低FIP元素的枯竭，作为一个结果，从下面增加的波通量。当耀斑带穿过本影时，这种物质就蒸发了。我们的结果与用于产生IFIP偏置等离子体的有质动力分馏模型（Laming 2015）一致。
2019-02-19 astro-ph.SR
Energy budget of plasma motions, heating, and electron acceleration in a three-loop solar flare
在太阳耀斑中迅速释放的非位磁能被转换成其他形式的能量。这可能包括耀斑加速粒子的非热能、加热的耀斑等离子体的热能以及喷发、喷流、向上/向下流动和随机（湍流）等离子体运动的动能。控制这些组分之间释放能量分配的过程或参数是一个悬而未决的问题。这些成分如何分布在不同的耀斑环之间，以及是什么控制着这些空间分布也不清楚。本文基于多波长数据和三维建模，对观测良好的C1.5级太阳耀斑SOL 2014 -02- 16 T064620中的能量划分和空间分布进行了量化。该耀斑的非热辐射表现为持续约20 s的简单脉冲单尖峰光变曲线。相比之下，热辐射表现出至少三个不同的加热事件，其中只有一个是与非热组件。耀斑伴随着上升和下降的气流和相当大的湍流速度。我们的分析结果表明：（i）耀斑发生在一个至少包含三个不同通量管的多环系统中;（ii）释放的磁能在这些环中的热分量和非热分量之间不均匀地分配;（iii）这三个耀斑环中只有一个含有能量上重要的非热电子量，而另外两个环仍然是热的;（iv）直接等离子体加热的量和非热电子损失的量是相当的;（v）耀斑足点的动能与热能和非热能相比只占很小的一部分。
2021-04-01 astro-ph.SR
Sub-surface Plasma Flows and the Flare Productivity of Solar Active Regions
太阳耀斑、日冕物质抛射（CME）等高能事件导致的极端空间天气条件要求可靠的空间天气预报。磁通量管在上升通过对流区时被湍流等离子体流扭曲，从而激励系统并导致耀斑。本文研究了耀斑活动区次表层等离子体流与其表面磁通量和电流螺旋度之间的关系。使用全球振荡网络组（GONG）多普勒速度测量的活动区补丁的环形图分析得出的近地表水平速度被用来计算流体动力学的描述符，如垂直散度，涡度和动力螺旋度在这项工作中使用。耀斑活动区具有较大的垂直涡度和动力螺旋度。此外，水平流散度，涡度，通量，动力和电流螺旋度被观察到显着相关，并与彼此同相演变。我们观察到，耀斑前一天观测到的上述流动和磁性参数的积分值与活动区的积分耀斑强度显著相关。因此，我们表明，强涡度/动力学螺旋度导致更大的活动区扭曲，大概产生高强度耀斑。
2022-10-18 astro-ph.SR
Plasma heating in solar microflares: statistics and analysis
在本文中，我们提出的481个弱太阳耀斑，从A0.01到B \textit{GOES}类，在2009年4月至7月的太阳活动极低期间观察到的分析结果。对于所有的耀斑，我们测量的等离子体的温度在等温和两个温度的近似，并试图拟合其关系与X射线类使用指数和幂律函数。我们发现从A0.01到X级的整个温度分布不能用一个指数函数来拟合。对于A1.0以下的弱耀斑，拟合比中、大耀斑明显陡峭。幂律近似似乎是更可靠的：相应的功能被发现是在很好的协议与实验数据的微耀斑和正常耀斑。我们的研究预测，等离子体加热的证据可以发现耀斑从A0.0002 X射线类。较弱的事件大概不能加热周围的等离子体。我们还估计了所有耀斑的排放措施和113个事件的热能。
2017-06-19 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a giant flare on CN Leonis III. Temporal evolution of coronal properties
恒星耀斑影响从光球层到色球层和过渡区到日冕的所有大气层。在不同光谱波段同时进行观测，可以全面了解耀斑不同阶段的环境条件和物理过程。利用VLT和XMM-Newton的UVES光谱仪同时观测了活动M矮星CN Leo的一次大耀斑期间日冕等离子体的性质，分析了日冕温度和辐射测量的时间演化，并研究了耀斑期间电子密度和日冕丰度的变化。光学Fe XIII线发射跟踪较冷的静态电晕。虽然持续时间很短（指数衰减时间< 5分钟），但耀斑峰值的X射线通量超过了静止水平的100倍。整个耀斑的平均电子密度大于5 * 10^11 cm^-3。耀斑等离子体显示出铁的增强的一个因素约。2在耀斑的上升和峰值阶段。我们从耀斑上升、峰值和衰减过程中发射等离子体的演化得出耀斑结构的尺寸小于9000 km。耀斑等离子体的特征表明，耀斑起源于一个紧凑的拱廊，而不是一个单一的环。X射线和光学数据的综合结果进一步限制了不同大气层中等离子体的性质和耀斑结构的几何形状。
2010-03-22 astro-ph.SR
Two solar flares that became X-ray plasma ejections
太阳耀斑和X射线等离子体喷射（XPE）同时发生，但通常在空间上分开。我们介绍了{ \sl Yohkoh}在2001年10月2日（事件1）和2000年10月16日（事件2）观测到的两个异常事件，其中耀斑和XPE的特征混合在一起。即，软和硬X射线图像显示动态移动的强发射源。这两次地震都发生在广阔的活动区内，显示出复杂的多级结构，高达200毫米。这两个事件也显示出类似的四个阶段的演变：（1）环系统的快速上升，（2）其发射分布的突然变化，（3）导致大量等离子体释放的重新配置，（4）作为最终残留物的小的静态环。然而，这些事件可能是由不同的物理过程引起的：出现的磁通量加上重联（事件1）和重联加上气球不稳定性（事件2）。喷射出的等离子体的最终目的地也不同：在事件1中，覆盖的磁场停止了喷射，在事件2中，喷射使整个磁结构不稳定并形成日冕物质抛射（CME）。
2013-03-07 astro-ph.SR
Relaxation of magnetic field relative to plasma density revealed from microwave zebra patterns associated with solar flares
一般认为，微波斑马纹（ZP）结构的发射需要高密度和高温度，这类似于一次能量释放的耀斑区的情况。因此，对ZPs的参数分析可以揭示耀斑源区的物理条件。利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2.6- 3.8GHz波段观测到的9次太阳耀斑中的74个微波ZP结构，发现在耀斑过程中，等离子体密度标度高度LN与发射源磁场标度高度LB的比值呈减小趋势。耀斑极大值前LN/LB约为3-5。它在最大值之后减小到大约2。对3个典型X级耀斑的详细分析表明，耀斑过程中LN/LB的变化很可能是由于耀斑源区磁场拓扑结构的变化，LN/LB的逐步减小可能反映了耀斑能量释放时磁场相对于等离子体密度的弛豫.这一结果也可能在一定程度上制约了太阳耀斑的建模。
2012-10-09 astro-ph.SR
Effects of supra-arcade downflows interacting with the post-flare arcade
超拱廊下行流（SAD）是暗空洞下降通过等离子体以上耀斑拱廊。虽然它们通常被认为是日冕中耀斑重联的副产品，但SAD的性质仍有争议。在这里，我们研究了2013年4月11日M级耀斑最大后阶段观察到的六个不同的SAD事件。差示辐射测量分析表明，发生在耀斑极大值附近的SAD事例在5- 7 ~MK处含有增强的热等离子体成分，而发生在耀斑极大值之后的SAD事例在7- 12 ~MK处的热等离子体成分相对于周围的超拱廊等离子体表现出降低。耀斑的盘上定位使我们能够详细研究SAD与耀斑后拱圈的相互作用，其影响包括：1）在空洞尾流中拱圈上射线中周期为$\sim\,$ 160 s的横向振荡，2）1700{\displaystyle {\footpoint}增亮，其峰值相对于SAD到达拱圈顶部延迟22-46 s，3）EUV强度扰动以$\sim\,$ 400 km~s $^{-1}$的速度扩展和传播。另一方面，由于在光学薄电晕视线混乱，带状增强以下的相互作用产生的等离子体反弹的幻想在顶部的拱廊，其中的相互作用未能产生显着的等离子体加热。这些效应表明，相互作用主要产生MHD波向表面传播，这可能进一步产生准周期增亮耀斑带，从而有助于准周期耀斑的EUV渐变相位发射。
2022-11-16 astro-ph.SR
Time-Dependent Density Diagnostics of Solar Flare Plasmas Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站（SDO）上的极紫外光变率实验（EVE）数据，对太阳耀斑等离子体的时间分辨电子密度进行了测量。EVE光谱范围包含在10^4 - 10^7 K之间形成的发射线，包括高度电离的铁（> 10 MK）的跃迁。使用三种密度敏感的Fe XXI比率，在四次X级耀斑中发现了10 ^（11.2）-10 ^（12.1）cm ^（-3）的峰值电子密度。虽然以前在这样的高温下的密度测量是在一个耀斑事件期间只在一个点，EVE现在允许这些高温密度的时间演变，以确定在10秒的节奏。与GOES数据的比较表明，密度的时间曲线的峰值，为每一个线的比率相关以及与排放量的时间曲线的每个事件的研究。
2012-07-09 astro-ph.SR
Three-dimensional mapping of coronal magnetic field and plasma parameters in a solar flare
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Center For Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院太阳-地球关系研究中心）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）
通过微波和X射线数据，研究日闪中磁场和等离子体参数的三维分布，揭示磁主导环境并为日闪模型提供约束。
2026-03-05 astro-ph.SR
Plasma heating in the very early phase of solar flares
本文分析了2002年9月20日RHESSI和GOES卫星观测到的M1.8 GOES级太阳耀斑的软、硬X射线辐射。在这个耀斑事件中，软X射线发射之前的主要散装硬X射线发射的发病约5分钟。这表明，一个额外的加热机制可能是在工作中的早期开始的耀斑。然而，RHESSI光谱表明，非热电子的存在下，也在脉冲阶段。因此，我们假设电子束驱动蒸发是太阳耀斑上升阶段的主要能量传输机制。我们使用非热电子束来自RHESSI光谱作为热源的流体动力学模型的分析耀斑。我们发现，非热电子束提供的能量足以将耀斑环加热到它发出的软X射线严格遵循GOES 1-8 A光变曲线的温度。我们还分析了非热电子数、低能截止、电子谱指数以及这些参数随时间的变化。
2009-10-05 astro-ph.SR
Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of the Confined Eruption of a Magnetic Flux Rope: Magnetic Structure and Plasma Thermodynamics
人们普遍认为，磁通量绳是太阳爆发的关键结构;然而，它们可观测到的对应物还不清楚。我们研究了一个耀斑相关的磁通绳喷发在一个全面的辐射磁流体动力学模拟耀斑生产活动区，特别是专注于在喷发等离子体的热力学性质和它们的关系的磁通量绳。预先存在的通量绳，携带着冷而致密的等离子体，在喷发开始前准静态地上升。在此阶段，磁通绳在极紫外（EUV）发射中没有显示出明显的特征。耀斑爆发后，在爆发的通量绳周围产生一个薄的“电流壳”。此外，在磁绳下方形成了一个电流片，两组磁弧在此重新连接并形成一组耀斑后回路。等离子体内的“电流壳”，电流片，和耀斑后的环路被加热到10 MK以上。耀斑后的环产生了丰富的软X射线辐射。同时，磁通绳中的大部分等离子体被加热到大约1 MK，并且磁通绳的主体在较冷的EUV通带（例如AIA 171 μ π ι ~通道）中表现为明亮的拱形。
2022-06-28 astro-ph.SR
Solar Flare Composition and Thermodynamics from RESIK X-ray Spectra
以前对太阳耀斑中Si、S、Cl、Ar和K丰度的估计是根据CORONAS-F航天器上的RESIK X射线晶体光谱仪进行的，是在假设等温X射线发射的基础上进行的。我们研究了这些估计的影响，通过放松这一假设，而不是确定差分发射措施（DEM）或热结构的发射等离子体重新分析的RESIK数据的GOES类M1.0耀斑2002年11月14日（SOL 2002 -11- 14 T22：26），有很好的数据覆盖。分析方法使用最大似然（Withbroe-Sylwester）例程用于评估DEM。在第一步中，这里称为AbuOpt，发现Si，S，Ar和K的丰度的优化集合与所观察到的光谱一致。丰度优化导致耀斑等离子体中硅和硫的丰度修正：$A({\rm S}) = 6.94 \pm 0.06$和$A({\rm Si}) = 7.56 \pm 0.08$（与$A({\rm H}) = 12$在对数尺度上）。以前确定的丰度的Ar，K和Cl从等温假设仍然是首选的值。在耀斑的最大相位期间，发射X射线的等离子体基本上具有双温结构，较冷的等离子体具有近似恒定的温度（3- 6 ~MK），较热的等离子体具有温度$16-21$ ~MK。利用RHESSI硬X射线航天器的成像数据，推导了热等离子体的发射体积，并由此给出了等离子体的电子密度$N_e$和热含量的下限。
2014-04-24 astro-ph.SR
Thermal Properties of Current Sheet Plasmas in Solar Flares
本文利用SDO/AIA的EUV观测和DEM分析研究太阳耀斑电流片等离子体的热性质，发现其通常呈等温且温度不随高度变化，峰值约logT=7.0–7.1，表明耀斑重联形成了宏观上稳定均匀的片状结构。
2024-07-01 astro-ph.SR
On the Nature of Candle-Flame-Shaped Solar Flares and Sub-Alfvénic Supra-Arcade Plasma Downflows
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文通过三维磁流体动力学模型研究了烛火焰状日冕暴中磁拓扑变化与等离子体下行流速度的关系，揭示了Y点与可见尖端不一致以及下行流速度低估的问题。
2026-06-03 astro-ph.SR
X6.9-class Flare Induced Vertical Kink Oscillations in a Large-Scale Plasma Curtain as Observed by SDO/AIA
我们提出了罕见的观测证据，垂直扭结振荡的层流和扩散的大规模等离子体幕所观察到的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。2011年8月9日在活动区11263发生的X6.9级耀斑引发了一个全球性的大尺度扰动，该扰动在等离子体幕上方的一个狭窄通道中传播，并产生了一个低密度区域，在观测图像数据中表现为变暗。这种大规模的传播扰动作为一个非周期性的驱动器，与等离子体幕的顶部不对称和倾斜的相互作用，并触发观察到的振荡。在幕的深层，我们发现了两个周期（795 s和530 s）的垂直扭折振荡的证据。由于日冕变暗而导致密度不均匀的磁幕表面上，还观察到非衰减垂直振荡（周期$\approx$ 763-896 s）。我们推断，全球大尺度扰动触发的垂直扭结振荡在更深的层，以及在大尺度等离子体幕的表面上。激发波的性质强烈地依赖于局部等离子体和磁场条件。
2013-10-03 astro-ph.SR
Dynamics of plasma heating and energy distributions of accelerated electrons during solar flares based on X-ray and ultraviolet emission
本论文的目的是通过重建加速/加热电子的能量分布来研究太阳耀斑的性质，基于EUV和X射线观测的耀斑等离子体诊断，以及在“标准”耀斑模型中估计热平衡。X射线数据来自Ramaty高能太阳光谱成像仪和俄罗斯太阳观测台KORONAS-F（IRIS实验）。太阳动力学观测/大气成像组件（SDO/AIA）提供的EUV数据。在第一章中，提出了一种新的技术，它允许在第一次确定的光子谱的基础上KORONAS-F/IRIS的观测，然后使用随机搜索方法和Tikhonov正则化方法重建的发射电子的能谱。在第二章中，介绍了同时拟合模型差分发射测量函数（DEM）RHESSI和SDO/AIA数据的技术，它允许推断电子分布的X射线和EUV观测。所提出的方法允许重建加速/加热电子的光谱和耀斑等离子体的基本参数，如温度，发射测量，总电子数密度，和耀斑能量。此外，还开发和应用了适合于DEM分析和耀斑平均电子通量谱的解析函数，以及以差分发射测度形式表示的卡帕分布。第三章考虑了在“标准”耀斑模型下不同耀斑区日冕环的热平衡和硬X射线发射。本论文基于以下论文：Motorina等人，TePh，2012，Motorina & Kontar，Ge&Ae，2015，Battaglia et al.，ApJ，2015，Motorina等人，TePh，2016，Tsap等人，Ge&Ae，2016.
2017-10-29 astro-ph.SR
Properties of chromospheric evaporation and plasma dynamics of a solar flare from IRIS observations
太阳耀斑色球热等离子体动力学是理解耀斑能量释放和粒子加速机制的关键。2014年6月12日的中等M1.0级耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）同时被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS），其他航天器和BBSO的新太阳望远镜（NST）观测到。本文介绍了我们的调查的第一部分集中在IRIS数据的分析。对IRIS不同谱线的观测资料进行分析，发现耀斑前色球物质中存在一个速度约为100 km/s的强红移喷流。强的非热发射的C II k 1334.5 A线，形成于色球-日冕过渡区，在脉冲阶段的开始时，在几个小的（与~1 arcsec的大小）点观察。还发现C Ⅱ k线在脉冲相之前、期间和之后都发生了跨越耀斑区的红移。Fe XXI 1354.1 A谱线中的热（1.1 MK）等离子体的积分发射峰在较低温度C II k的积分发射峰之后约5分钟被检测到。一个强大的蓝移的Fe XXI线在整个耀斑区域对应的热色球等离子体的蒸发流的速度为50公里/秒。对拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据的进一步分析支持这样一种观点，即IRIS观测到的上色球层动态具有“温和”蒸发的特征，这是由加速电子和耀斑能量释放点的热通量加热太阳色球层驱动的。
2015-04-09 astro-ph.SR
Hinode EIS Observations of Plasma Composition Evolution and Radiative Cooling of Solar Flare Loops
INAF Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Universities Space Research Association（大学空间研究协会）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Computational Physics Inc.（计算物理公司）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Konkoly Observatory（孔科利天文台）
Hinode EIS观测揭示太阳耀斑环中等离子体组成变化影响其辐射冷却速率，通过分析不同区域的冷却时间和FIP偏倚差异，揭示了等离子体组成演变对耀斑环动态的潜在影响。
2026-03-11 astro-ph.SR
Signatures of the impact of flare ejected plasma on the photosphere of a sunspot light-bridge
我们研究了太阳黑子光桥的性质，着重于C级耀斑中喷射出的等离子体团的影响所产生的变化。利用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得的15655 μ m附近的4条Fe I谱线的分光偏振光栅图、GREGOR法布里-珀罗干涉仪（GFPI）获得的Fe I 6173 μ m谱线的窄带强度图像以及高分辨率快速成像仪（HiFI）获得的G波段和Ca II H波段的宽带强度图像，观测了活动区NOAA 12544的一个黑子。所有这些仪器都位于西班牙特内里费岛泰德天文台的格里戈尔望远镜上。数据涵盖了耀斑事件之前、期间和之后的时间。该分析得到了来自太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）数据的补充。利用谱线反演技术反演了不同高度的大气物理参数。我们确定光球和色球增亮，加热事件，并在斯托克斯配置文件的变化与耀斑爆发和随后到达的等离子体斑点的光桥，沿活动区域循环后。测量结果表明，这些现象是由等离子体团与光桥的磁场拓扑结构的相互作用驱动的重连事件的结果。
2017-08-21 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection During the Post-Impulsive Phase of a Long-Duration Solar Flare: Bi-Directional Outflows as a Cause of Microwave and X-ray Bursts
磁重联在为太阳耀斑提供动力、高能粒子的产生和等离子体加热方面起着至关重要的作用。然而，磁重联发生在哪里，释放的磁能如何和在哪里被传输，以及它如何被转换为其他形式仍然不清楚。在这里，我们报告了在2017年9月10日X8.2太阳耀斑的脉冲后逐渐阶段期间，在极紫外线发射和散射白光中观察到的大规模等离子体片内反复出现的双向等离子体流出。每一个双向流出起源于等离子体片从一个离散的网站，确定为一个磁重联网站。这些重联点位于耀斑拱廊顶部上方非常低的高度（$< 180$ Mm，或0.26 $R_{\odot}$），距离仅为等离子体片总长度的$<3\%$，延伸到至少10 $R_{\odot}$。每次到达环顶区的向阳外流似乎与环顶区的一个以热源（10-20 MK）为主的脉冲微波和X射线爆发相一致，紧接着是位于环管区的一个非热微波爆发。我们提出重联流出将局部磁重联点释放的磁能以动能通量和/或电磁坡印亭通量的形式向外传输。指向太阳的能量通量在耀斑后的拱廊中引起粒子加速和等离子体加热，被观测为热的和非热的耀斑发射。
2020-07-23 astro-ph.SR
Plasma Heating and Energization in Hot-Onset Flare Precursor Events
IREAP, University of Maryland（马里兰大学 IREAP）；Dept. of Physics, Institute for Physical Science and Technology, and the Joint Space Science Institute, University of Maryland（马里兰大学物理系、物理科学与技术研究所和联合空间科学研究所）
该研究通过磁重联模拟揭示引导场演化导致两种能量化机制，自洽解释了太阳耀斑热起始阶段先于非热辐射的现象。
2026-09-23 astro-ph.SR
Collisional relaxation of electrons in a warm plasma and accelerated nonthermal electron spectra in solar flares
本文扩展了以往对太阳耀斑中的非热电子输运的研究，包括碰撞能量扩散和快电子热化的影响，提出了一种从硬X射线谱的观测中推断出更精确的太阳耀斑中加速电子谱的分析方法。与标准冷靶模型不同，需要考虑耀斑区域的空间特性，特别是考虑源中有限体积的热等离子体的必要性，以便从源积分电子通量谱（从硬X射线观测直接获得的量）正确地获得注入的电子谱。我们表明，电子热化的效果可以是显着的，足以抵消需要引入一个{ \it特设}低能量截止注入电子光谱，以保持在非热电子注入功率在一个合理的值。相反，与从冷目标分析中推导出的注入光谱相比，推断出的注入光谱的低能量端的抑制允许从硬X射线观测中推断出太阳耀斑中注入的非热电子中的更现实的能量。
2015-07-03 astro-ph.SR
An assessment of Fe XX - Fe XXII emission lines in SDO/EVE data as diagnostics for high density solar flare plasmas using EUVE stellar observations
太阳动力学观测站的极紫外光变率实验（EVE）获得了太阳全圆盘的极紫外光（EUV）光谱，光谱分辨率为~1 A，节奏为10 s。这样的光谱分辨率通常被认为是太低的电子密度（N_e）敏感的发射线强度比的可靠测定，由于混合。然而，先前的工作已经表明，在EVE的90-60埃波长范围内，有限数量的Fe XXI特征在相对较低的耀斑密度（N_e ~ 10^11-10^12 cm^-3）下确实提供了有用的N_e诊断。在这里，我们调查，如果在EVE 90-160 A范围内的额外的高度电离的Fe线的比率可以可靠地采用作为N_e诊断。特别是，评估了这种诊断提供高N_e（~10^13 cm^-3）耀斑等离子体密度估计的潜力。我们的研究采用了X级耀斑的EVE光谱，结合极紫外探测器（EUVE）卫星对高度活跃的晚型恒星的观测，以及诊断良好的托卡马克等离子体的实验数据，两者在波长覆盖范围和光谱分辨率上都与EVE相似。在EVE数据中确定了几个电子密度值一致的比值，包括Fe XX 113.35/121.85和Fe XXII 114.41/135.79，它们作为EUVE和托卡马克结果提供的N_e诊断的可靠性是可信的。这些比值还可以用来测定太阳耀斑等离子体中高达~10^13 cm^-3的密度。
2017-02-28 astro-ph.SR
Spatially Resolved Plasma Composition Evolution in a Solar Flare -- The Effect of Reconnection Outflow
本研究利用Hinode/EIS观测分析了2017年X8.2耀斑中FIP偏差的时空演化，发现环顶维持高FIP偏差而足点呈光球丰度，揭示了重联出流下行流与色球蒸发共同作用导致丰度梯度，并证明空间分辨对避免测量稀释至关重要。
2024-09-26 astro-ph.SR
Flare Ribbon Energetics in the Early Phase of an SDO Flare
在太阳耀斑期间色球层激发的位置由延伸的极紫外带和硬X射线足迹标记。标准的解释是，这些是加热和从日冕沉淀的非热电子的韧致辐射的结果。我们使用M级耀斑SOL 2010 -08- 07 T18：24早期阶段的多波长观测来检查这张照片。我们的目标是确定的耀斑带状加热等离子体的属性，并了解到辐射和传导损失的功率输入的分区。用GOES、SDO/EVE、SDO/AIA和RHESSI等方法测量了耀斑带的温度、辐射量和差分辐射量，并推导出了近似的密度值。非热发射测量，和碰撞厚靶的能量输入到带从RHESSI使用标准方法获得。我们推导出大量的等离子体在10 MK的耀斑带中的存在，在预脉冲和早期脉冲阶段的耀斑。这个热组分的平均柱发射测量值是10^28/cm ^5的几倍，我们可以计算出它的预测传导损耗主导了它的测量辐射损耗。如果输入到热带状等离子体的功率是由于来自电晕的电子束的碰撞能量沉积，则需要约5 keV的低能量截止来平衡传导损耗，这意味着非常大的电子能量含量。与标准的碰撞厚靶电子束解释无关，如果10 MK（1 keV）带状等离子体中10^3 - 10^4个电子中有一个电子的能量超过10 keV，则可以提供观察到的非热X射线。我们推测，如果在带状等离子体中产生非热尾，则可能会出现这种情况，带状等离子体正通过其他方式加热，例如通过波或湍流。
2014-01-25 astro-ph.SR
Generation of low-frequency kinetic waves at the footpoints of pre-flare coronal loops
在这项研究中，我们讨论了低频等离子体波的激发时，可以被认为是在耀斑前状态的情况下，在较低的中色球区域的环路足点。结果表明，在已知的太阳大气半经验模型中，只有VAL（F）模型和一组特定的等离子体基本参数以及电场和磁场的振幅支持低频波不稳定性的产生。我们的研究结果表明，它是可以预测的耀斑过程中的活动区的发病，通过使用动力学阿尔芬和动力学离子声波，这是所导出的色散方程的解决方案的相互作用。VAL（F）模型允许的情况下，上述不稳定性的主要来源可能是一个子Dreicer电场和漂移等离子体运动由于空间不均匀性的存在。我们还表明，动力学阿尔芬和动力学离子声波的产生可以发生在纯库仑电导率的等离子体中，并在存在小规模的伯恩斯坦湍流。本文还讨论了在相对较低的磁场强度下，由于低阈值不稳定性的发展而激发出的小振幅动力波。
2020-10-20 astro-ph.SR
Unprecedented Fine Structure of a Solar Flare Revealed by the 1.6~m New Solar Telescope
太阳耀斑意味着磁能的突然释放，是所谓的空间天气的来源。耀斑的精细结构（500公里以下）很少被观测到，全世界只有少数仪器可以观测到。本文介绍了大熊太阳天文台（BBSO）1.6米新太阳望远镜（NST）的高分辨率观测结果。观测以前所未有的细节揭示了耀斑的过程，包括耀斑带在太阳黑子上的传播，日冕雨（由冷凝等离子体组成）沿着耀斑后的环流下，以及色球层对日冕雨影响的反应，在下降的等离子体的脚点处显示出精细的增亮。利用NST的分辨能力，我们测量的横截面宽度的耀斑带，后耀斑环和足点增亮，这通常是在80-200公里的范围内，远低于目前用于耀斑研究的仪器的分辨率。限制这样的精细结构的规模提供了一个必不可少的信息在模拟耀斑的能量传输机制，这是一个重要的问题，在太阳和等离子体物理。
2016-04-28 astro-ph.SR
Super Penumbral Chromospheric Flare
我们在太阳黑子的超半影外边界观测到了一个C级耀斑。耀斑是由一个新兴的磁双极区，是倾斜取向的超级半影原纤维。耀斑是由于出现的磁通量与超半影场的低高度磁重联导致逆Evershed流道及其上覆大气中的热多温度等离子体流而开始的。色球层中的逆Evershed流从超级半影开始向黑子方向流动，在半影的外边界结束。在逆Evershed通道中朝向太阳黑子的热等离子体流在H $α$波长中显示出比在不同温度下的等离子体发射高约10 km s $^{-1}$的速度，如在不同的AIA过滤器中所见。尽管这些速度比典型的逆埃弗谢德流速度高出约7倍，但在太阳黑子半影的外边界处，流动会减少。这表明携带逆Evershed流的超级半影场线在半影场线潜入太阳的边界处中断，并且这两组场线完全不同。在这两组场线的邻接处的典型磁场和等离子体性质的不连续性进一步导致特征磁声和阿尔文速度的不连续性，因此，停止等离子体流动进一步on.The多温度等离子体在逆Evershed通道中表现出\textbf{possible}纵向振荡最初在耀斑的发病期间，后来流向太阳黑子。在多温区的情况下，耀斑区上方的不同层具有超音速和亚音速的混合流。
2018-06-01 astro-ph.SR
Post-impulsive millimeter emission of the 2022-05-04 solar flare
Central Astronomical Observatory at Pulkovo of Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普尔科沃天文台）；Ioffe Institute（约费物理技术研究所）；Crimen Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；ITMO University（ITMO大学）
研究分析了2022年5月4日日闪后激波阶段的毫米波发射，发现其与中等热度等离子体相关，并确定日冕等离子体对毫米波发射贡献约20%。
2026-02-03 astro-ph.SR
Post-flare UV light curves explained with thermal instability of loop plasma
本文研究了2000年9月26日19：49 UT发生的C8耀斑，用SOHO/SUMER光谱仪观测到了从脉冲相开始到在X射线中消失的整个过程。发射首先通过平衡态逐渐衰减，直到等离子体达到2-3 MK。然后，一系列较冷的线，即Ca x，Ca vii，Ne vi，O iv和Si iii（在平衡条件下在log T = 4.3 - 6.3的温度范围内形成）同时发射，并且都以类似的方式演变。在这里，我们表明，同时发射的线与这样一个不同的形成温度是由于热不稳定性发生在燃烧等离子体，只要它已经冷却到~ 2 MK以下。我们可以用一个简单的（和标准的）单个耀斑环模型，以正确的顺序定性地再现每条线的光变曲线的相对开始时间。与所观察到的光变曲线的协议大大提高，并预测线发射的较慢的演变，如果我们假设该模型循环由一个合奏的subloops或股加热在略有不同的时间。我们的分析对SDO/EVE的耀斑观测是有用的。
2011-11-15 astro-ph.SR
C-1.4 Class Flare and An Associated Peculiar Coronal Jet
利用HINODE/XRT，GOES，SDO/AIA观测，我们研究了2014年10月4日AR 12178主黑子外的紧凑C-1.4级耀斑。这种耀斑与一种特殊的日冕喷流有关，这种喷流在致密耀斑区上方的覆盖日冕中分两个阶段爆发。在耀斑最大值时，喷流爆发的第一阶段发生在耀斑能量释放点上方，此后在第二阶段，其磁等离子体系统与其附近上覆的明显磁场域相互作用，进一步形成典型的喷流等离子体柱。
2018-05-15 astro-ph.SR
Numerical simulation of the internal plasma dynamics of post-flare loops
本文通过对细长流管的MHD理想方程的积分，模拟了日冕耀斑后环的内部等离子体动力学。我们研究了内部等离子体不稳定性的发生和演变，与观测结果进行比较，并深入了解与耀斑事件相关的物理过程和特征参数。数值方法采用有限体积Harten-Yee TVD格式积分一维1/2 MHD方程，该方程是专门为捕捉超音速流动间断而设计的。我们可以再现2001年10月1日发生的一个事件的观测滑动和沿磁线向上传播的增亮特征。我们表明，高速下行扰动，通常被解释为慢磁声波，可以更好地解释为慢磁声冲击波。该结果是在能量平衡方程中考虑绝热性而得到的。然而，一个依赖于时间的强迫的基础是需要重现的事件，类似于观测模式的重复-通常被称为准周期脉动（QPPs）-这是与大规模的特征相干性的波动。这一结果加强了对QPP是对脉动耀斑活动的响应的解释。
2009-08-19 astro-ph.SR
Implications for additional plasma heating driving the extreme-ultraviolet late phase of a solar flare with microwave imaging spectroscopy
极紫外晚相（ELP）是指在某些太阳耀斑中观测到的第二次极紫外辐射增强，通常发生在软X射线发射峰值之后数十分钟至数小时。ELP辐射的日冕环系统通常不同于主耀斑拱廊，其中增强的EUV辐射可能意味着额外的加热过程。然而，ELP的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个C1.4耀斑的分析，具有这样的ELP，这也是观察到的微波波长的扩展欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。与ELP的情况类似，我们发现在主脉冲相位微波峰值之后约三分钟发生逐渐的微波增强。射电源与ELP环路的两个足点一致，并且随时间变化的微波光谱的光谱拟合表明电子分布与麦克斯韦情况有明显的偏差，这可能是由于注入的非热电子或对足点等离子体的不均匀加热造成的。我们进一步指出，延迟的微波增强表明存在一个额外的加热过程，这可能是负责加热等离子体的蒸发，填充ELP环路，产生延长的ELP发射。
2022-05-07 astro-ph.SR
Temperature of the Source Plasma for Impulsive Solar Energetic Particles
脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素丰度增强对离子质荷比[A/Q]的陡峭幂律依赖性导致这些增强反映了源等离子体中离子Q的温度依赖性模式。我们搜索SEP事件的日冕等离子体是热或冷比有限的区域2.5 - 3.2 MK以前发现占主导地位的111脉冲SEP事件。发现了15个新事件，其中4个（3个）起源于2-MK（4-MK）等离子体，但没有一个来自该温度范围之外。虽然脉冲SEP事件与耀斑密切相关，但这一结果表明，这些离子不会从耀斑加热的等离子体中加速，而耀斑加热的等离子体通常会超过10 MK。很明显，我们在太空中观测到的2 - 20 MeV/amu的离子是从耀斑附近的开放磁场线上的活动区等离子体加速的，而不是从耀斑的闭合环加速的。从磁重联区域加速的理论模型中，预计丰度增强对离子A/Q的幂律依赖性。
2015-05-11 astro-ph.SR
A Spectroscopic Measurement of High Velocity Spray Plasma from an M-class Flare and Coronal Mass Ejection
与2011年2月16日M1.5级耀斑相关的日冕物质抛射喷射等离子体被发现表现出850 km/s的多普勒蓝移--这是迄今为止从太阳盘和内日冕的紫外线（UV）或极紫外线（EUV）光谱学报告的最大值。观测结果的不寻常之处在于，发射线（Fe XII 193.51 A）没有直接观测到，但多普勒频移如此之大，以至于蓝移分量出现在192.82 A的波长窗口中，旨在观测O V，Fe XI和Ca XVII的线。Fe XII 195.12 A发射线被用作193.51 A其余成分的替代物。这一观测突出了在观测高度动态的太阳现象时使用窄波长窗口进行光谱仪观测的风险。紫外太阳光谱仪，包括即将到来的多缝太阳探测器（MUSE）的任务，大多普勒频移的后果进行了讨论。
2022-04-20 astro-ph.SR
Impulsive Heating of Solar Flare Ribbons Above 10 MK
色球层对耀斑能量输入的响应以扩展的极紫外（EUV）带和硬X射线（HXR）足点为标志。这些现象通常被解释为在稠密的色球等离子体中加速的电子碰撞产生的加热和韧致辐射的结果。我们提出的证据，脉冲加热的耀斑带在10 MK以上的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像仪（AIA）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的观测数据，分析了C2. 6级太阳耀斑SOL 2013 -11- 09 T06：38的脉冲相，得到了耀斑区的温度、辐射测度和微分辐射测度，并研究了耀斑带中等离子体的演化.该带在所有SDO/AIA EUV/UV波长下都是可见的，特别是在94和131 nm滤光片下，对8 MK和12 MK的温度敏感。10 MK以上的等离子体的发射测量的时间演化在带的HXR峰值时间附近有一个峰值。RHESSI成像光谱分析进一步证实了低层大气中热等离子体的存在，它显示了与至少一个带状物相关的11-13 MK的解析源。我们发现，碰撞束加热只能勉强解释所需的功率加热的10 MK等离子体在带状。
2015-05-13 astro-ph.SR
Eruption of a plasma blob, associated M-class flare, and large-scale EUV wave observed by SDO
我们提出了一个等离子体斑点和相关的EUV波在AR NOAA 11176，观察SDO/AIA和STEREO在2011年3月25日的形成和喷射的多波长研究。SDO/AIA图像清楚地显示了在M1.0耀斑爆发前9分钟从低层太阳大气中形成和喷射等离子体团。M级耀斑的爆发发生在斑点形成的地点，而斑点以大约300 km/s的平均速率沿抛物线路径上升。在低层日冕中，团状体还表现出扭曲和去扭曲运动，团状体的速度在~10-540 km/s之间变化。在等离子体团的脉冲加速阶段，在等离子体团的前面观察到更快和更慢的EUV波前。较快的EUV波以约785至1020 km/s的速度传播，而较慢的波前速度在约245至465 km/s之间变化。更快的波的时间和速度与从相关的II型射电爆发的漂移率估计的冲击速度相匹配。较快的波会被附近的AR NOAA 11177反射。此外，当一次快波和等离子体团撞击漏斗形日冕环时，还观察到了二次波（仅在171通道中）。HMI磁图揭示了新的磁通量的连续出现以及在团块形成部位的剪切流。我们推测，拱丝/“海葵型”环的扭曲磁场的出现可能是等离子体团形成和伴随M级耀斑爆发的原因。此外，更快的EUV波前面形成的斑点显示快模式MHD波的签名，而较慢的波似乎是由场线压缩的等离子体斑点。从漏斗状环中产生的次级波列可能是快磁声波。
2013-03-31 astro-ph.SR
Temporal variations of the CaXIX spectra in solar flares
太阳耀斑的标准模型包括突然加热的等离子体的体积膨胀和上升（色球蒸发）。等离子体沿着可见太阳圆盘上的环上升的发射应该经常被蓝移的发射所主导，至少在时间上是这样。然而，只有非常有限数量的已发表的观测太阳耀斑的光谱中，蓝移分量占主导地位的稳定的。本文比较了三次太阳耀斑脉冲相的X射线观测谱和用一维流体动力学数值模型计算的合成谱。这项工作的主要目的是解释为什么许多耀斑没有显示蓝移光谱。将合成的耀斑BCS谱与观测到的BCS谱进行了比较。我们的结论是，几乎所有的耀斑在其演化的早期阶段，应观察到的频谱的固定组件。相反，光谱的蓝移分量不能检测到耀斑等离子体沿耀斑环上升，即使以高的速度，由于几何依赖性。上升流运动开始后，蓝移分量在时间上占主导地位的合成光谱的调查耀斑在其早期阶段。
2009-10-04 astro-ph.SR
Evidence of Electron Acceleration around the Reconnection X-point in a Solar Flare
粒子加速是宇宙和空间等离子体中普遍存在的最重要的特征之一。在太阳耀斑期间，它是最突出的，大量的电磁辐射和高能粒子通过日冕中等离子体粒子的加速被排入行星际空间。虽然人们已经很好地理解耀斑的能量是由一种称为磁重联的机制提供的，这种机制是基于空间望远镜在X射线和EUV中的观测，但是由于耀斑日冕中的等离子体密度很低，所以耀斑磁场中等离子体在何处以及如何被加速仍然是未知的。在这里，我们报告的第一个观测识别的高能非热电子周围的点正在进行的磁重联（X点），与软X射线图像确定的X点的位置和本地存在的非热电子从成像光谱数据确定在两个微波频率。考虑到存在的重联流出，携带等离子体粒子和磁场从X点，我们确定的非热微波辐射周围的X点表明，电子被加速周围的重联X点。此外，X点周围的等离子体也被加热到10 MK。该事件的估计重新连接率约为0.017。
2014-04-12 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
The Lorentz force at work: multi-phase magnetohydrodynamics throughout a flare lifespan
本文利用三维磁流体动力学模拟揭示洛伦兹力在太阳耀斑整个生命周期中的关键作用，重现耀斑后日冕雨等多相特征，并指出渐进阶段力平衡可用于日冕地震学反演磁场变化。
2024-03-28 astro-ph.SR
Hot Plasma Flows and Oscillations in the Loop-top Region During the September 10 2017 X8.2 Solar Flare
在这项研究中，我们研究了2017年9月10日X8.2耀斑事件期间耀斑环上方热等离子体的运动。我们研究了主耀斑拱廊以南的区域，那里有来自界面区成像光谱仪（IRIS）和日出星极紫外成像光谱仪（EIS）的数据。我们发现，在IRIS的Fe XXI线和EIS的Fe XXIV线上，在该区域观测到20- 60 km/s的初始蓝移，并且这些蓝移的位置在大约10 min的时间内沿着拱廊向南移动。我们发现在Fe XXIV线的每个初始蓝移位置，多普勒速度都有周期约为400 s的阻尼振荡。我们的结论是，这些周期是独立的环路长度，排除磁声驻模作为一种可能的机制。欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的微波观测表明，在观测到多普勒频移的区域有非热辐射，这表明存在加速粒子。我们认为，流动和振荡是由于运动的磁场所造成的重联外流干扰的环顶区。
2020-10-22 astro-ph.SR
Plasma heating in solar flares and their soft and hard X-ray emissions
本文分析了在X射线中观测到的两个单圈状耀斑的能量收支，假定非热电子是两个事件的所有阶段中唯一的等离子体加热源。RHESSI和GOES分别于2002年2月20日和6月2日观测到耀斑。利用RHESSI观测数据，用一维流体动力学程序计算了这两次耀斑的色球能量。利用Fokker-Planck公式计算了耀斑环中NTE的分布，从而计算了选定能量范围内的X射线非热辐射和积分通量的空间分布，并与观测结果进行了比较。对2002年6月2日事件，在0.5- 4A的GOES范围和6-12 keV、12-25 keV、20-25 keV和50- 100 keV能量带的总通量，模型与观测值的相容性最好。在高能量范围内的各个耀斑结构的光度测定结果表明，最好的遵守发生在2002年6月2日耀斑，其中合成的排放量比观测到的排放量高30%或更多。这些差异的一部分可能是由所应用的方法的不可避免的缺陷引起的，例如假设耀斑的模型是对称的，并且来自耀斑环路的脚的排放没有差异，以及所应用的数值1D代码和程序的相对简单性。尽管存在这些问题，模拟结果与观测结果的整理表明，软和硬X射线发射观察到的分析单循环一样的事件可以完全解释由电子束驱动的蒸发。
2014-05-23 astro-ph.SR
Generation mechanisms of quasi-parallel and quasi-circular flare ribbons in a confined flare
我们分析了一个局限的多带M2.1耀斑（SOL 2015 -01- 29 T11：42），起源于一个扇形脊冠状磁场配置，在活动区NOAA 12268。所观察到的带状物分两步形成。首先，两个主要的带状物在主耀斑现场形成，其次是在偏远地区形成的二次带状物。我们观察到一些等离子体流在极端紫外线温度在耀斑的早期阶段（早在发病前15分钟）传播向二级带状物的形成部位。二次带状物的形成与耀斑前产生的等离子体流的到来是同时的。初级带状物与RHESSI硬X射线源是同空间的，而在次级带状物位置处没有检测到增强的X射线发射。与次级条带相关的（E）UV发射在最后一次RHESSI硬X射线增强后约1分钟达到峰值。日冕磁场的非线性无力模型揭示了次级耀斑带并不直接与初级耀斑带相连，而是与附近区域相连。详细的分析表明，二次增亮产生的等离子体流的动能耗散（加热由于压缩），而不是由于非热粒子加速的磁重联的情况下，为初级带。
2017-09-13 astro-ph.SR
The Origin of Underdense Plasma Downflows Associated with Magnetic Reconnection in Solar Flares
磁重联是一个普遍的过程，它为爆炸性能量释放事件提供动力，如太阳耀斑、地磁亚暴和一些天体物理喷流。磁重联的一个特征是在等离子体阿尔文速度附近产生快速重联流出喷流。在爆发的太阳耀斑中，向耀斑拱廊移动的暗的指状等离子体下降流通常被认为是这种重连驱动流出的主要观测证据。然而，它们的速度往往比重联理论中预期的要慢得多，这对标准耀斑模型中重联驱动的能量释放场景提出了挑战。本文提出了一个太阳耀斑的三维磁流体动力学模型。通过比较模型的预测与观察到的等离子体的下行流的功能，我们得出结论，这些黑暗的下行流是自组织的结构形成在一个湍流的界面区域下面的耀斑终止激波的流出满足耀斑拱廊，类似的超新星遗迹中形成类似的结构的现象。这个界面区域有无数的湍流、电子流和激波，对耀斑能量释放和粒子加速至关重要。
2021-11-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Multi-instrument observations of a failed flare eruption associated with MHD waves in a loop bundle
我们介绍了2015年1月24日发生的B7.9级耀斑的观测结果，使用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA），EUV成像光谱仪（EIS）和Hinode的X射线望远镜。耀斑触发了一个稠密的冷等离子体团的爆发，如在AIA 171中所看到的，它无法完全爆发，并且仍然被限制在活动区域环的局部束中。在此过程中，观察到的线程的横向振荡。然后观察到冷的等离子体沿着每个环链下降回到色球层。同时，在SDO/AIA和Hinode/XRT的热波段中观察到一个较大的漫射共空间环，沿其长度呈现周期性的强度变化。磁流体动力学（MHD）波的形成和演化依赖于局部等离子体参数（如密度、温度和磁场）的值，因此可以通过日冕地震学来推断。在这项研究中，我们的目的是评估如何观察到的MHD模式的密度和温度的变化的影响。我们使用SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT将EUV/X射线成像和光谱学分析相结合。我们发现，所检测到的波的演变是由当地的等离子体参数的时间变化，所造成的耀斑加热和随之而来的冷却。我们将日冕地震学应用于这两种波，以获得背景等离子体参数的估计。
2016-12-06 astro-ph.SR
